Atmosfera lui Marte | |
Atmosfera lui Marte vizibilă la orizont (culori întărite spre roșu). | |
Informații generale | |
---|---|
Presiune atmosferică | 6,36 mbar |
Masa | 25 Tt (25.000 miliarde de tone) |
Compoziția volumetrică | |
Dioxid de carbon (CO 2) | 95,97% |
Argon (Ar) | 1,93% |
Diazot (N 2) | 1,89% |
Dioxigen (O 2) | 0,146% |
Monoxid de carbon (CO) | 0,0557% |
Vapori de apă (H 2 O) | 0,03% |
Oxid nitric (NO) | 0,013% |
Neon (Ne) | 2,5 ppm |
Krypton (Kr) | 300 ppb |
Xenon (Xe) | 80 ppb |
Ozon (O 3) | 30 ppb |
Metan (CH 4) | 10,5 ppb |
Atmosfera lui Marte este stratul de gaze care înconjoară planeta Marte . Presiunea la sol a atmosferei marțiene variază între 30 Pa ( 0,03 kPa ) în vârful Olympus Mons și 1155 Pa ( 1,155 kPa ) în adâncurile din Hellas Planitia . Presiunea medie este de 600 Pa ( 0,6 kPa , sau 6 milibari, de aproximativ 170 de ori mai mică decât pe Pământ ) și masa sa totală este estimată la 25 de teratoni (25.000 miliarde de tone), sau de aproximativ 200 de ori mai mică decât atmosfera. Terestru sau chiar dublu masa combinată a celor doi sateliți ai săi, Phobos și Deimos .
Atmosfera de pe Marte, în mare parte compusă din dioxid de carbon (96%), argon (1,93%) și dinitrogen (1,89%), conține urme de oxigen , apă și metan . Este praf în timpul furtunilor, conferind cerului o culoare ruginită atunci când este privit de la suprafață, și albastru în timpul pauzelor. Datele de la Mariner 9 , Mars Exploration Rovers și alte sonde indică faptul că acestea sunt particule de argilă cu o dimensiune medie între 1,5 și 3 micrometri, conform autorilor.
De la detectarea metanului, care ar putea indica prezența vieții pe Marte , a crescut interesul pentru studiul planetei și a atmosferei sale. Acest metan ar putea rezulta dintr-un proces geochimic sau vulcanic .
Ipoteza nebuloasei solare este cea general acceptată de comunitatea științifică. Această nebuloasă era compusă în special din gaz și praf. Printre aceste gaze s-au numărat hidrogenul și heliul, care datorită ușurinței lor au fost transportate de vântul solar în afara regiunii centrale a sistemului solar (unde s-a format Marte). Cu toate acestea, gazele rare, precum neonul , criptonul și xenonul , care sunt mai grele, ar fi putut rămâne în această regiune a nebuloasei solare.
În ceea ce privește planetele, acestea s-au format prin acumularea și condensarea gazelor și a prafului sub influența gravitației. După formarea planetei, temperatura predominantă la suprafață a provocat eliberarea în atmosferă a gazelor prezente în minerale și praf. Această perioadă de degazeificare probabil eliberat, pe Marte, CO 2 , vapori de apă (care apoi se descompune in oxigen care oxidat stâncilor și hidrogen care au scăpat datorită luminozitate), monoxid de carbon și azot .
Dar impactul meteoriților a jucat și un rol în formarea atmosferei, deoarece aceste corpuri au eliberat gaze, în timpul coliziunii lor cu suprafața, ceea ce a îmbogățit atmosfera planetei. Cu toate acestea, ele nu par a fi principala origine a gazelor atmosferice marțiene.
Descoperirile recente făcute din observațiile spectrometrului OMEGA ale sondei Mars Express au făcut posibilă propunerea unei scale de timp geologice alternative, bazată pe perioadele de formare a rocilor hidratate observate pe suprafața lui Marte.
Potrivit rezultatelor unui studiu publicat în revista Nature Geoscience , „presiunea atmosferică de acum 3,6 miliarde de ani trebuie să fi fost în jur de 0,9 bari” , „de 150 de ori mai mult decât valoarea observată în prezent” . Această valoare a fost obținută prin analiza imaginilor furnizate de Mars Reconnaissance Orbiter ( MRO ) pe care apar „peste 300 de cratere de impact imprimate pe suprafața lui Marte într-o regiune care se întinde pe 84.000 de kilometri pătrați și situată în apropierea ecuatorului” . Într-adevăr, „cu cât atmosfera unei planete este mai densă, cu atât sunt mai puține șanse de a ajunge meteoritii să lovească suprafața acesteia rămânând intacte” , ceea ce înseamnă că, pentru o anumită atmosferă, „corespunde o dimensiune minimă de meteorit capabilă să sape o crater acolo ” . În această zonă, 10% din cratere au un diametru mai mic sau egal cu 50 de metri. A fost apoi folosit un software care simulează sosirea meteoriților pe Marte și care ia în considerare atmosfere de diferite densități. Deși presiunea atmosferică estimată este comparabilă cu cea prezentă în prezent la suprafața Pământului , se pare că a fost totuși „insuficientă pentru a permite reținerea apei lichide pe suprafața lui Marte” și că atmosfera lui Marte a fost acum 3,6 miliarde de ani nu ar fi fost niciodată suficient de dens pentru a permite în mod durabil temperaturi suficient de ridicate pentru apariția vieții: estimările indică faptul că ar fi fost nevoie de o atmosferă de trei ori mai mare pentru menținerea suprafeței lui Marte permanent deasupra punctului de îngheț. Prin urmare, putem „exclude un efect de seră fierbinte și umed, iar temperaturile medii pe termen lung au fost cel mai probabil sub îngheț” . Rezultă că fluxurile de apă de pe suprafața lui Marte ar fi fost doar episodice, posibil rezultat al „variației înclinației polilor planetei roșii sau [a] erupțiilor vulcanice” , sau „d’ o coliziune între asteroizi, generând căldură intensă ” , aceste două ultime scenarii îngroșând atmosfera de câteva zeci sau chiar sute de ani.
Atmosfera de pe Marte este împărțită în patru straturi majore:
Locație | Presiune |
---|---|
Summit-ul Olympus Mons | 0,03 kPa |
Raza medie a lui Marte | 0,636 kPa ( 0,40 - 0,87 kPa în funcție de sezon) |
Viking Lander Site 1 ( Chryse Planitia ) | 0,69 - 0,90 kPa |
Fundalul Hellas Planitia | 1,16 kPa |
Limita Armstrong | 6,18 kPa |
Summit-ul Everestului | 33,7 kPa |
Teren la nivelul mării | 101,3 kPa |
Marțian troposferă se întinde până la aproximativ 45 de km altitudine sau chiar 60 de km
La fel ca troposfera terestră , se caracterizează printr-o scădere treptată a temperaturii în funcție de altitudine, de ordinul a 2,5 K / km ; temperatura la tropopauză este de aproximativ 140 K ( -130 ° C ). În acest strat atmosferic, schimburile de căldură au loc în principal cu solul și în special cu praful în suspensie. De asemenea, în cazul furtunilor de praf , temperatura atmosferei poate crește, ceea ce reduce ponderea schimburilor de căldură cu suprafața în controlul temperaturii, dar reduce și importanța variațiilor de temperatură în timpul zilei.
Scăderea temperaturii se datorează fenomenului de expansiune adiabatică . Cu toate acestea, radiația infraroșie emisă de suprafață și particulele în suspensie care absorb o parte din căldura primită de la Soare limitează scăderea temperaturii cauzată de acest fenomen.
Marțian mezosferei se extinde la 45 de km la 110 de km deasupra nivelului mării.
Un jet jet traversează această regiune în care temperaturile sunt, în plus, relativ constante. Radiațiile ultraviolete nu pot fi absorbite, deoarece nu există un strat de ozon pe Marte, ca pe Pământ.
Termosferei este partea din atmosfera martiana , care se extinde de la mesopause, 110 kilometri De la thermopause, situat la o altitudine de 200 de kilometri De . Temperatura din această regiune atmosferică crește din nou odată cu altitudinea datorită absorbției razelor ultraviolete de către componentele atmosferice.
În acest strat atmosferic, radiația solară ionizează gazele, formând astfel ionosfera . Această ionizare se datorează, pe de o parte, scăderii densității atmosferei marțiene la o altitudine de 120 km și, pe de altă parte, absenței unui câmp magnetic care permite vântului solar să pătrundă în atmosferă. Acest strat se extinde de la 100 km la aproape 800 km altitudine.
Componenta principală a atmosferei marțiene este dioxidul de carbon (CO 2 ). În timpul iernii marțiene, polii sunt permanent în întuneric și suprafața devine atât de rece încât aproape 25% din CO 2 atmosferic se condensează la capacele polare în gheață solidă de CO 2 ( gheață uscată ). Când polii sunt din nou expuși la lumina soarelui, vara marțiană, gheața de CO 2 se sublimează în atmosferă. Acest proces duce la variații semnificative ale presiunii și compoziției atmosferice în timpul anului marțian la poli.
Atmosfera de pe Marte este, de asemenea, îmbogățită cu argon , un gaz rar , în comparație cu alte atmosfere ale planetelor din sistemul solar .
Spre deosebire de dioxidul de carbon, argonul nu se condensează în atmosfera marțiană, deci cantitatea de argon din atmosfera marțiană este constantă. Cu toate acestea, concentrația relativă într-o anumită locație se poate modifica datorită modificărilor cantității de dioxid de carbon din atmosferă. Datele prin satelit au arătat recent o creștere a cantității de argon atmosferic peste polul sud al lui Marte în toamnă, care se disipează în primăvara următoare.
Variațiile sezoniere ale conținutului de oxigen au fost observate în 2019 în regiunea craterului Gale ; originea acestei variații nu este explicată. Datele obținute de la 24 aprilie până la 1 st decembrie 2019 de Institutul Regal pentru spațiul Aeronomie din Belgia sugerează emisie de oxigen verde pe Marte. Această teorie este confirmată în iunie 2020, când orbiterul Trace Gas Orbiter detectează o strălucire verde permanentă în atmosfera marțiană, fenomen care fusese observat anterior în atmosfera Pământului .
Deoarece dioxidul de carbon se sublimează în atmosferă în timpul verii marțiene, lasă urme de apă . Vânturile sezoniere suflă la poli la viteze care se apropie de 400 km / h și transportă cantități mari de praf și vapori de apă dând naștere cirilor . Acești nori de apă înghețată au fost fotografiați de roverul Opportunity în 2004. Oamenii de știință de la NASA care lucrau la misiunea Phoenix Mars au confirmat pe 31 iulie 2008 că au găsit gheață de apă sub suprafața Polului Nord din luna martie.
În februarie 2005, metanul a fost descoperit de sonda Mars Express , în cantități mult mai mari decât se aștepta, ceea ce a susținut teoria vieții microbiene. Rezultatele acestor măsurători fac încă obiectul unei dezbateri științifice, fără concluzii definitive. Unii oameni de știință susțin că măsurătorile au fost interpretate greșit.
Urmele de metan în părți pe miliard au fost descoperite în atmosfera marțiană de către o echipă de la Goddard Space Flight Center a NASA în 2003. Cu toate acestea, prezența metanului pe Marte este dezbătută; de fapt, metanul a fost detectat atât la sol de Curiosity, cât și din spațiu de către Mars Express în iunie 2013 la nivelul craterului Gale cu o concentrație de 15,5 ± 2,5 ppb, dar este un eveniment unic, iar sonda ExoMars Trace Gas Orbiter nu a detectat metan în atmosfera marțiană, în ciuda sensibilității instrumentului de aproximativ 0,05 ppb .
În martie 2004, sonda Mars Express și observațiile de la telescopul Canada-Franța-Hawaii au sugerat, de asemenea, prezența metanului în atmosferă cu o concentrație de 10 ppb . Prezența metanului pe Marte este interesantă, deoarece, ca gaz instabil, indică prezența unei surse pe planetă. Se estimează că Marte trebuie să producă 270 de tone de metan pe an, dar impactul asteroidului reprezintă doar 0,8% din producția totală de metan. Deși este posibilă existența unor surse geologice de metan, absența vulcanismului sau a punctelor fierbinți nu este favorabilă emisiei de metan de origine geologică.
Existența vieții microorganice, cum ar fi microorganismele metanogene, ar fi o posibilitate, dar această sursă nu este încă dovedită.
Metanul pare să vină în sac, sugerând că este distrus rapid înainte de a fi distribuit uniform în atmosferă. Prin urmare, pare a fi eliberat continuu în atmosferă. Sunt în curs planuri de căutare a unui „gaz însoțitor” pentru a identifica sursa cea mai probabilă de metan; în oceanele terestre, producția de metan de origine biologică tinde să fie însoțită de etan , în timp ce metanul de origine vulcanică este însoțit de dioxid de sulf .
Recent s-a demonstrat că metanul poate fi produs printr-un proces non-biologic care implică apă, dioxid de carbon și olivină , care este comun pe Marte. Condițiile necesare acestei reacții (adică temperaturi și presiuni ridicate) nu există în prezent pe suprafața planetei, dar ar putea exista în interiorul scoarței. Pentru a demonstra existența acestui proces, a trebuit să fie detectată serpentina , un mineral rezultat și el din proces. Această detectare a fost efectuată în 2009 de spectrometrul CRISM al sondei Mars Reconnaissance Orbiter .
Agenția Spațială Europeană (ESA) a observat că concentrația de metan a coincis cu prezența vaporilor de apă. În atmosfera superioară aceste două gaze sunt distribuite uniform, dar în apropierea suprafeței se concentrează în trei regiuni ecuatoriale, și anume Arabia Terra , Elysium Planitia și Arcadia Memnonia . Pentru a exclude natura biologică a metanului, o viitoare sondă va trebui să aibă un spectrometru de masă , deoarece izotopii carbon 12 și carbon 14 pot distinge originea biologică sau non-biologică a metanului. În 2012, Mars Science Laboratory va măsura acești izotopi în CO 2 și metan. Dacă viața microscopică marțiană produce metan, ar fi probabil adânc în subteran, unde este încă suficient de cald pentru a exista apă lichidă.
Amoniacul în atmosfera marțiană este extrem de instabilă și durează doar câteva ore. În ciuda acestei durate minime de viață, acest compus a fost detectat pe Marte. Descoperirea amoniacului este un argument folosit de susținătorii teoriei prezenței actuale a vieții pe Marte. Cu toate acestea, rezultatele măsurătorilor spectrometrice au fost puse la îndoială de comunitatea științifică, care subliniază că spectrometrul utilizat nu are suficientă sensibilitate pentru a distinge amoniacul de dioxidul de carbon . Pentru rezultate definitive, va fi necesară reînnoirea unei misiuni de măsurare.
Giancomo Miraldi a descoperit în 1704 că capacul polar sudic nu era centrat pe axa de rotație a lui Marte. În timpul opoziției din 1719, Miraldi a observat două capace polare și o variație în timp a măsurilor lor respective.
William Herschel a fost primul care a dedus densitatea redusă a atmosferei marțiene în publicația sa din 1784 Despre aparițiile remarcabile la regiunile polare de pe planeta Marte, înclinația axei sale, poziția polilor săi și figura sferoidală; cu câteva indicii legate de diametrul și atmosfera reală a acestuia . Când Marte a trecut de două stele slabe, Herschel a descoperit că strălucirea lor nu a fost afectată de atmosfera planetei. Apoi a ajuns la concluzia că în preajma Marte era prea puțină atmosferă pentru a interfera cu lumina lor.
Honoré Flaugergues a descoperit în 1809 „nori galbeni” pe suprafața lui Marte. Aceasta este prima observare cunoscută a furtunilor de praf din Marte.
Înainte de a începe o examinare serioasă a paleoclimatologiei marțiene, trebuie definiți anumiți termeni, în special cei străini. Există două perioade de timp pentru Marte. Prima, bazată pe densitatea craterelor, are trei ere, Noachian , Hesperian și Amazonian . Cea de-a doua, bazată pe minerale, include, de asemenea, trei epoci, Phyllosian , Theiikian și Siderikian .
Observațiile și modelele oferă informații nu numai despre condițiile atmosferice și climatice actuale, ci și despre clima trecută. Atmosfera epocii noahiene a fost adesea considerată bogată în carbon. Dar observațiile recente au arătat, datorită zăcămintelor de argilă, că au existat puține formațiuni carbonatice în argile datând din această perioadă.
Descoperirea de către spirit a goethitei a condus la concluzia că condițiile climatice din trecutul îndepărtat al lui Marte au permis ca apa să curgă deasupra suprafeței sale. Morfologia unor cratere de impact indică faptul că solul a fost umed la impact.
Temperatura marțiană și circulația atmosferică variază de la an la an. Marte nu are ocean, una dintre sursele variațiilor de temperatură de pe Pământ. Datele de pe camera Mars Orbital, începând din martie 1999 și acoperind o perioadă de 2,5 ani marțieni, arată că vremea marțiană tinde să fie mai repetitivă și, prin urmare, mai previzibilă decât cea a Pământului. Dacă un eveniment apare la un moment dat într-un an, datele disponibile indică faptul că există o puternică posibilitate ca acest eveniment să se repete în anul următor în aceeași locație.
La 29 septembrie 2008 , sonda Phoenix Lander a realizat fotografii cu zăpadă căzută din nori la 4,5 km deasupra punctului de aterizare lângă Craterul Heimdall . Această zăpadă s-a vaporizat înainte de a ajunge la pământ; acest fenomen se numește virga .
NoriVânturile ridică particule de lut mai mici de 100 micrometri . În cantități mici, aceste particule conferă cerului culoarea portocaliu ocru. Rar observăm furtuni care pot ascunde toată sau o parte a planetei.
Există, de asemenea, nori de apă și dioxid de carbon care arată foarte asemănător cu nori cirusi . Unii nori sunt atât de subțiri încât pot fi văzuți numai atunci când reflectă lumina soarelui în întuneric. În acest sens, sunt aproape de norii noctilucenți ai Pământului. În 2018, camera de monitorizare vizuală (în) de la Mars Express a văzut nori de gheață de apă dramatici care se extindeau până la 1800 km la vest de vulcanul Arsia Mons . Studiul său folosind mai multe instrumente care orbitează Marte, precum și analiza fotografiilor mai vechi, a arătat că acest nor s-a format regulat în fiecare dimineață timp de câteva luni în primăvara și vara, în fiecare an timp de cel puțin cinci ani marțieni. Începe să se dezvolte din Arsia Mons în zori la o altitudine de aproximativ 45 km și se extinde spre vest timp de aproximativ două ore și jumătate, la o viteză de până la 170 m / s (aproximativ 600 km / h ). Apoi se desprinde de Arsia Mons și se evaporă înainte de prânz.
TemperaturaTemperatura medie pe Marte este -63 ° C (comparativ cu de 15 până la 18 ani ° C pe Pământ). Această temperatură este cauzată de densitatea scăzută a atmosferei, ceea ce înseamnă că efectul de seră indus este de numai 3 Kelvin ( 33 K pentru Pământ ). În plus, distanța față de Soare fiind în medie de 1,5 ori mai mare, Marte primește cu 57% mai puțină energie solară pe unitate de suprafață decât Pământul sau doar 12% din energia solară totală care ajunge pe Pământ, având în vedere diametrele respective. .
Cu toate acestea, în timp ce temperatura solului poate scădea la -143 ° C iarna la poli, poate atinge 27 ° C în mijlocul verii la latitudini joase. De asemenea, trebuie remarcat faptul că inerția redusă de stocare a căldurii, în special datorită absenței unui ocean și a unei atmosfere subțiri, induce variații termice puternice între zi și noapte: de la -89 ° C la -24 ° C pe Viking 1 site ( Chryse Planitia ).
AnotimpuriÎnclinarea axei lui Marte este de 25,19 °, foarte aproape de 23.45 ° față de cea a Pământului. Prin urmare, Marte experimentează anotimpuri opuse în emisferele nordice și sudice. Cu o excentricitate orbitală de 0,0934 (0,0167 pentru Pământ), orbita lui Marte este puternic eliptică, iar distanța sa față de Soare variază între un maxim, afelia , de 249,228 milioane de kilometri și un minim, periheliu , 206,644 milioane de kilometri. În plus, periheliul coincide cu solstițiul de iarnă boreal și afeliul cu solstițiul de vară boreal. Aceasta are ca efect provocarea diferențelor în lungimea și intensitatea anotimpurilor observate în cele două emisfere. La periheliu, de exemplu, polul sud este orientat spre Soare și primește cu 40% mai multă energie decât polul nord la afeliu.
Sezon | Zilele marțiene (pe Marte) |
Zile Pământului (pe Pământ) |
|
---|---|---|---|
Emisfera nordică | Emisfera sudica | ||
Arc | toamna | 193,30 | 92,764 |
Vară | Iarnă | 178,64 | 93.647 |
toamna | Arc | 142,70 | 89,836 |
Iarnă | Vară | 153,95 | 88.997 |
Iernile sunt relativ „blânde” și scurte în emisfera nordică și lungi și reci în emisfera sudică. La fel, verile sunt scurte și fierbinți în sud și lungi și reci în nord. Diferențele de temperatură sunt astfel mai mari în sud decât în nord.
Ciclul glaciarOblicitatea planetei, care nu este stabilizat prin prezența unui masiv satelit așa cum este cazul pentru Pământ, urmează un haotic regim cu o periodicitate de aproximativ 120.000 de ani. Oscilează între 0 ° și 60 ° și cunoaște faze relativ stabilizate, intercalate cu schimbări bruște, care perturbă complet climatul marțian.
Cercetări ample, asistate de un model climatic general relativ simplificator, arată existența probabilă a tendințelor climatice pe termen lung: într-un regim puternic de oblicitate, gheața se acumulează în câteva regiuni ecuatoriale izolate; într-un regim de oblicitate scăzut, aceste capace se topesc și gheața se acumulează la latitudini sudice și nordice înalte, în mod generalizat. Găsim apoi o dinamică pseudo -glaciară-interglaciară prin analogie cu Pământul. De fapt, aceste faze sunt mai marcate pe Marte și ar putea explica de ce zone imense ale subsolului marțian la latitudini mari sunt alcătuite dintr-un amestec de gheață și regolit în proporții uimitoare. În general, aceste rezultate, deși imprecise și dependente de ipoteze puternice, sunt compatibile cu datele și ipotezele geologice și chimice din misiunile spațiale succesive.
VânturiSuprafața lui Marte are o inerție termică redusă , ceea ce înseamnă că se încălzește rapid când Soarele strălucește pe el. Pe Pământ, vântul este creat acolo unde există schimbări bruște ale inerției termice, cum ar fi de la mare la uscat. Nu există mări pe Marte, dar există zone în care inerția termică a solului se schimbă, creând vânturi de dimineață și de seară asemănătoare cu briza mării terestre. Proiectul Antares Mars Small-Scale Weather (MSW) a descoperit recent unele slăbiciuni în actualul model climatic din cauza parametrului solului. Aceste puncte slabe sunt corectate și ar trebui să conducă la evaluări mai precise.
La latitudini joase, circulația Hadley domină și este aproape același proces pe care pe Pământ îl generează vânturile alizee . La latitudini mari, o serie de regiuni de presiune înaltă și joasă, numite unde de presiune baroclinice , domină vremea. Marte este mai uscat și mai răcoros decât Pământul, prin urmare, praful ridicat de aceste vânturi tinde să rămână în atmosferă mai mult decât pe Pământ, deoarece nu există precipitații care să îl doboare (cu excepția zăpezii cu CO 2 ).
Una dintre diferențele majore dintre circulațiile Hadley din Marte și Pământ este viteza lor.
Furtuni cicloniceFurtunile ciclonice asemănătoare ciclonilor de pe Pământ au fost detectate mai întâi de programul de cartare Viking și apoi de mai multe sonde și telescoape. Imaginile le prezintă în culoare albă spre deosebire de furtunile de nisip. Aceste furtuni tind să apară în timpul verii în emisfera nordică și numai la latitudini mari. Speculațiile tind să arate că aceste furtuni se datorează condițiilor climatice unice existente la Polul Nord.
Presiune atmosfericăPresiunea atmosferică pe Marte este de 600 Pa în medie ( 6,3 mbar ), care este mult mai mică decât 101300 Pa pe Pământ. Una dintre consecințe este că atmosfera lui Marte reacționează mai rapid la o anumită energie decât atmosfera Pământului. Cu toate acestea, poate varia atunci când gheața polilor se sublimează (în special dioxidul de carbon ).
În plus, presiunea atmosferică este și o funcție a altitudinii. Altitudinea de referință (nivelul 0) este stabilită convențional pe Marte ca cea la care presiunea atmosferică medie este de 610 Pa , presiune care corespunde mai mult sau mai puțin punctului triplu al apei. Presiunea crește atunci când altitudinea scade și invers.
Deși temperaturile de pe Marte pot depăși 0 ° C , apa lichidă este instabilă deoarece, peste nivelul 0 sau, în orice caz, la o presiune sub 610 Pa , apa cu gheață se sublimă în vapori de apă.
Pe de altă parte, sub nivelul 0 (de fapt, la o presiune mai mare de 610 Pa ), ca în emisfera nordică sau în craterul de impact din Hellas Planitia , cel mai mare și mai profund crater de pe Marte unde presiunea atmosferică poate atinge 1155 Pa la punctul său cel mai mic, s-ar putea găsi apă în stare lichidă , dacă temperatura depășește 0 ° C .
În afară de curentul cu jet care traversează mezosfera marțiană, trebuie remarcat faptul că pe Marte există o singură celulă Hadley, dar mult mai marcată ca altitudine și amplitudine, care unește cele două emisfere și care se inversează de două ori pe an.
La fel, spre sfârșitul primăverii australe, când Marte este cel mai aproape de Soare, apar furtuni locale și uneori regionale de praf . În mod excepțional, aceste furtuni pot deveni planetare și pot dura câteva luni, așa cum a fost cazul în 1971 și, într-o măsură mai mică, în 2001. Micile boabe de praf sunt apoi ridicate, făcând suprafața lui Marte aproape invizibilă. Aceste furtuni de praf încep de obicei peste bazinul Hellas . Diferențele termice importante observate între pol și regiunile învecinate provoacă vânturi puternice provocând ridicarea particulelor fine în atmosferă. În timpul furtunilor globale, acest fenomen provoacă schimbări climatice semnificative: praful aerian absoarbe radiația solară, încălzind astfel atmosfera și, în același timp, reducând insolarea pe sol. Astfel, atunci când furtuna 2001, temperatura aerului a crescut la 30 ° C , în timp ce temperatura în sol este redus cu 10 ° C .
În ultimii ani au avut loc schimbări în jurul polului sudic al planetei Marte ( Planum Australe ). În 1999, Mars Global Surveyor a fotografiat gropi în straturile înghețate de dioxid de carbon ale Polului Sud marțian. Datorită formei și orientării lor izbitoare, aceste gropi sunt cunoscute ca elemente numite trăsături de brânză elvețiană (în) . În 2001, nava a fotografiat din nou aceste gropi și a observat că s-au mărit, retrăgându-se 10 picioare într-un an marțian.
Aceste caracteristici geologice sunt cauzate de evaporarea gheții uscate expunând stratul de gheață de apă inertă.
Observații recente indică faptul că Polul Sud marțian continuă să se sublimeze. Aceste gropi continuă să crească la același ritm de 3 metri pe an marțian. Un articol al NASA spune că aceste gropi sugerează „progresul schimbărilor climatice” pe Marte .
În altă parte a planetei, regiunile la altitudini mai mici conțin mai multă gheață de apă.
Teorii de atribuire Cauzele deplasării polare Radiația solară, cauza încălzirii globale pe Marte?În ciuda lipsei datelor de temperatură marțiană la scară temporală, KI Abdusamatov a propus că alături de încălzirea globală - observată simultan pe Marte și Pământ, iar unii sceptici ai încălzirii globale cred că aceasta este dovada că omul nu este cauza schimbării actuale pe Pământ - variațiile solare ar putea fi cauza directă a acestei creșteri a temperaturii.
Alți oameni de știință consideră că variațiile observate ar putea fi cauzate de nereguli pe orbita lui Marte sau de o combinație de efecte solare și orbitale.
Măsurătorile efectuate de MAVEN au făcut posibilă estimarea eroziunii atmosferei marțiene de către vântul solar la aproximativ 100 de grame pe secundă; în cazul unei furtuni solare pierderea poate deveni mai mare, până la echivalentul pierderii de un an la un moment dat.
S-a propus că explorarea umană a planetei ar putea folosi dioxid de carbon pentru a produce combustibil pentru pregătirea călătoriei de întoarcere. Astfel, proiectul Mars Direct , propus de Robert Zubrin, afirmă că, odată ajuns acolo, un set relativ simplu de reacții chimice (reacția Sabatier cuplată cu electroliza ) ar combina puțin hidrogen transportat de VRE cu dioxid de carbon din atmosfera lui Marte pentru a crea la 112 tone de propulsor de metan și oxigen lichid , ar fi necesare 96 de tone pentru a readuce ERV pe Pământ la sfârșitul misiunii.